YohkohからSolar-Bに向けての粒子加速 NAOJ 今田 晋亮
今日の話 今日の話のポイント 電場 Yokoho時代にわかった粒子加速の話 太陽での粒子加速に電場がなぜ大事か 今日の話のポイント 電場 Yokoho時代にわかった粒子加速の話 太陽での粒子加速に電場がなぜ大事か Solar-Bで粒子加速を議論するには何を議論すればよいか
Yohkohが捕らえたフレア Tsuneta et al
Loop Top Source
フレア概念図 Shibata et al 1995
粒子加速モデル Shimada et al 1997 Tsuneta&Naito 1998
磁気リコネクションでの加速 Hoshino 2005
地球磁気圏における磁気リコネクション近傍での高エネルギー電子 ＞３８ｋeV 電子フラックス 電子温度
高時間分解能での 磁場Bzと高エネルギー電子 高エネルギー電子の増大と磁場Bzが強くなるのはほぼ同時。 ３つの衛星ともで観測された高エネルギー電子起源は同一の磁気リコネクション起源と考えられる。つまりBzの大きな領域が伝播して衛星に尾部側から順番に観測していると考えられる。磁場の強い領域の厚みは3X312~1000km程度と見積もれる。 Bz 48:43.051 3sec ＞５０．５ Electron Flux 48:49.508 3sec 48:41.45 3sec
磁気リコネクション構造における衛星の位置 磁気リコネクションの構造が時間がたつにつれて、広がっていくことがわかる。 衛星は３０秒程度の時間ではほぼ静止していると考えられる。磁気中性線が尾部方向に流れていくことがわかり、その速度はおよそ100km/sec程度である。 09:48:32 09:48:40 09:48:48 09:48:56
エネルギースペクトル Ｃ２：γ＝６．３（１．６秒後） Ｃ３：γ＝５．０（６．５秒後） Ｃ４：γ＝６．５ -23 Ｃ２：γ＝６．３（１．６秒後） Ｃ３：γ＝５．０（６．５秒後） Ｃ４：γ＝６．５ 時間と共に磁場が強くなり、それにともなってベキが硬くなっている -25 -27 40 60 80 100 120 Energy (keV) ２５
Solar-B時代では何を？ 1. 今までの続き。Slow Shock やジェット下流のパラメータを決め、さらに乱流（拡散）を考える
この環境の中でＭｅＶ近い粒子が観測されている 1. 今までの続き BLOBE=20 nT NPS=0.5 cm-3 VA= 620 km/s EY= VA x Bｚ= 1.2 mV/m during reconnection Y direction width ~ １ Re リコネクション eΦ → ~ 10 keV この環境の中でＭｅＶ近い粒子が観測されている
磁気圏全体での断熱的運動 Convection: E/B X gradB drift: [myu]/B(gradB) 40keV B Ey~0.3mV/m Convection: E/B Eyd~80kV X gradB drift: [myu]/B(gradB) 40keV B V perpだけで考えれば -20Reで40keVなら -60Reでは13keV 差が27keVなので、8Reまでは40keVの電子は空になってるはず -20Re -60Re 3nT 1nT 10keV Source Region Y 20Re -20Re
等方的な３次元の分布をSourceに与える
2次元移流拡散方程式(拡散Ｙ方向のみ)
Dawn-Dusk Profile σ=40/7 Re 2t0D⊥y=σ2 σ=40/3 Re Bohm拡散の～０．１
テスト粒子計算（モンテカルロ） ピッチ角散乱 磁場構造 Bz= αBlobe x<0 = 4αBlobex/λx＋αBlobe 0< x<λx =5αBlobe λx<x Bz 15 nT スタート位置 終了位置 3 nT 1000km X=0 X=λx X=2λx
粒子軌道
太陽では？ BLOBE=~10 G VA= 620 km/s EY= VA x Bｚ= 12V/m during reconnection Y direction width ~ １ Re eΦ → ~ 100 MeV
2. 下から攻める時代？ Chae 2001
速度シア 電場 速度 電場のdivergenceがある ρが存在 理想MHDの枠組みの外？ Matsumoto & Hoshino 2004 Wiegelmann 2005
二流体コードが必要？ ポアソン方程式を解く必要性 ∇・E＝４πρ つながってる磁力線は等ポテンシャルになるので、片側の光球面の運動で作られたδρをコロナを通じて解消する e- e- 光球 光球 e- e-